profil

Jasność Gwiazd - galaktyki i gwiazdy widoczne na niebie, mechanizm wytwarzania i emisji energii przez gwiazdy, ewolucje gwiazd

poleca 85% 813 głosów

Treść
Grafika
Filmy
Komentarze

Jasność w astronomii to wielkość opisująca natężenie oświetlenia promieniowaniem gwiazd lub innych obiektów astronomicznych. Jest to ilość energii promieniowania świetlnego (światła) docierającej od danego obiektu astronomicznego, padającej w ciągu jednostki czasu prostopadle do kierunku promieniowania. Jasność gwiazd wyraża się zwykle w logarytmicznej skali wielkości gwiazdowych. Wielkości gwiazdowe jako pierwszy wprowadził Ptolemeusz, uznawał on podział na 6 wielkości. W roku 1830 pracę Ptolemeusza zaczął kontynuować Herschel. Wypowiedział on pogląd, że różnicom w wielkościach gwiazdowych odpowiadają określone stosunki natężeń całkowitego blasku. Oceniał on przy tym, że gwiazda 1 wielkości daje około 100 razy więcej światła niż gwiazda 6 wielkości. Zasadę tą przyjął angielski astronom Pogson w swojej skali fotometrycznej, zgodnie z którą różnicy o 5 wielkości gwiazdowych odpowiada dokładnie stosunek natężeń równy 100. 
Im/Im+5 = 100 lub log Im – log Im+5 =2.
Gdzie Im i Im+5 oznaczają natężenie blasku odpowiadające wielkościom m i m+5. Z ostatniego wzoru wynika, że różnicy jednej wielkości odpowiada zależność: 
log Im – log Im+1 = 2:5 = 0,4.


Liczba 0,4 jest logarytmem liczby 2,512, czyli różnicy w wielkościach gwiazdowych o 1 wielkość odpowiada stosunek natężeń 2,512. Te rozważania wynikają z założenia że logarytm stosunku natężeń jest proporcjonalny do różnicy w wielkościach gwiazdowych.

Proporcjonalność ta wyraża się wzorem:
log Im/In = 0,4 (n-m)
lub inaczej
n-m =2,5 log Im/In.

Wzory te są różnymi postaciami prawa Pogsona i w każdej z tych postaci znajduje zastosowanie. Liczby m i n mogą przybierać wartości całkowite i ułamkowe, zarówno dodatnie jak i ujemne. Wielkości gwiazdowe oznaczamy literą m. Punkt zerowy skali wielkości gwiazdowych został tak wybrany, aby zgodnie z regułą Ptolemeusza najsłabsze gwiazdy widoczne gołym okiem miały wielkość 6m. Przy takiej umowie blask najjaśniejszej gwiazdy Syriusza oznaczamy jako 1m,4 Księżyc w pełni ma blask ogólny –12m,7, a widomy blask Słońca wynosi 26m,8. Najsłabsze gwiazdy, jakie dadzą się zaobserwować, największymi teleskopami,mają widomy blask +24m, rozpiętość więc blasku widomego od Słońca do najsłabszych gwiazd wynosi 50 wielkości. Zgodnie z prawem Pogsona odpowiada to stosunkowi natężeń 1020:1. 


Istnieją pojęcia jasności obserwowanej i jasności absolutnej. Dla jasności obserwowanej rozróżnia się: jasność wizualną, jasność fotograficzną, jasność fotometryczną: monochromatyczną (niebieską, czerwoną, podczerwoną itd. - dla danej części widma) oraz jasność bolometryczną - dla całego widma mierzona spoza atmosfery Ziemi. Gwiazdy na niebie różnią się od siebie nie tylko barwą, ale też jasnością. Rzeczywistej jasności gwiazd na niebie jednak nie obserwujemy. Światło przychodzące od gwiazd jest osłabiana proporcjonalnie do kwadratu ich odległości, a także wskutek przejścia przez obłoki materii międzygwiazdowej. Ponieważ gwiazdy znajdują się w różnych odległościach, światło każdej z nich jest inaczej osłabione, a na niebie możemy ocenić tylko ich jasność obserwowaną. Wielkość widoma (obserwowana) stanowi miarę jasności ciała niebieskiego widzianego z Ziemi: im większa odległość do danego ciała, tym większą drogę przebywa światło, ulegając rozproszeniu, a zatem tym mniejsza jego jasność. Ptolemeusz w swym katalogu podawał wielkości gwiazdowe z dokładnością do 1m dodając dla niektórych do liczby oznaczającej wielkość wyrazy mniej lub więcej. Herschel zwrócił uwagę na to, że oko może oceniać dość dokładnie małe różnice w blasku gwiazd. Syn Herschela i Argelander opracowali blask gwiazd z dokładnością do 0m,1. Oceny blasku dokonywane przez obserwatorów położeń gwiazd były oparte na skali pamięciowej i choć obserwatorzy podawali wielkości z dokładnością do 0m,1 jednak systematyczne błędy zależne od subiektywnego charakteru ocen bywały dość duże, przekraczające niekiedy dla gwiazd słabszych 1m. Dokładnie wielkości gwiazdowe zaczęto dopiero poznawać, gdy opracowane zostały metody pomiarów fotometrycznych. Jasność obserwowaną gwiazd wyznaczamy metodami fotometrycznymi, porównując ilość światła dochodzącego od gwiazdy z ilością światła standardu fotometrycznego. Jako standard fotometryczny możemy wykorzystać jakieś sztuczne źródło światła lub inne gwiazdy o dokładnie wyznaczonych jasnościach. Gdy porównujemy ilości światła wprost wzrokowo, mówimy o jasnościach wizualnych, gdy porównujemy ilości światła zarejestrowanego na kliszy fotograficznej, mówimy o jasnościach fotograficznych. Oba typy jasności różnią się nieznacznie między sobą. Różnica między obserwowanymi jasnościami : wizualną i fotograficzną, jest spowodowana różnicą czułości oka ludzkiego i emulsji fotograficznej na światło o różnych długościach fal. Standardem fotometrycznym do wyznaczenie jasności wizualnych i fotograficznych jest grupa gwiazd z okolicy północnego bieguna świata, tzw. północny ciąg biegunowy. Obecnie najdokładniejszą metodą fotometryczną jest fotometria fotoelektryczna, wykorzystująca fotopowielacz do odbioru dochodzącego światła. W fotometrii wizualnej najdokładniejsze wyniki uzyskano za pomocą fotometrów opartych na zjawisku polaryzacji światła. W fotometrach tych głównymi częściami składowymi były pryzmaty polaryzacyjne.


Gwiazd północnego ciągu biegunowego możemy wygodnie użyć do stwierdzenia o czułości naszego wzroku albo do wyznaczeniea zasięgu granicznej wielkości gwiazdowej naszego teleskopu.


Słońce jest dla nas najjaśniejszą gwiazdą, nie dlatego jednak, że swoją rzeczywistą mocą promieniowania przewyższa wszystkie inne gwiazdy, ale dlatego, że znajduje się bez porównania bliżej niż one. Gdybyśmy jednak Słońce umieścili np. w odległości gwiazdy Rigel, której jasność obserwowana wynosi +0,13m. i jest znacznie mniejsza niż jasność obserwowana Słońca( -26,73 m.), to okazałoby się, że Rigel jest 86 300 razy jaśniejszy. Dla porównania przedstawię też widome jasności planet:
Merkury od +1,0m do –1,3m
Wenus od –3,6m do –4,4m
Mars od +2,0m do –2,6m
Jowisz od –1,1m do –2,4m
Saturn od +1,2m do –0,5m

Jasności obserwowane gwiazd nie charakteryzują zatem rzeczywistych parametrów co widać na jednym przykładzie. Dwie gwiazdy z letniego trójkąta, Altair i Deneb, mają niemal równe jasności obserwowane : +0,76m i +1,25m., nie różnią się również barwą. Na pierwszy rzut oka może się wydawać, że są to gwiazdy niemal jednakowe. Tymczasem gdy zmierzymy ich odległości, okaże się, że Altair jest oddalony o 16,5 roku świetlnego, a Deneb o 931 lat świetlnych. Deneb jest zatem w rzeczywistości 2500 razy jaśniejszy niż Altair. Podobnych przykładów można by podać wiele. Rzeczywista jasność gwiazd jest więc całkiem inna niż ich jasność obserwowana. Porównywanie rzeczywistej jasności gwiazd umożliwiają nam jasności absolutne gwiazd, wyrażane w absolutnych wielkościach gwiazdowych.
Różnice pomiędzy mocą promieniowania poszczególnych gwiazd są olbrzymie. Gwiazda S Doradus ma największą znaną moc promieniowania, przewyższającą milion razy moc promieniowania Słońca. Z drugiej strony, istnieją gwiazdy, których moc promieniowania jest 550 000 do 700 000 razy mniejsza niż odpowiednia wartość dla Słońca. Gwiazda o nazwie Wolf 1055 ma moc promieniowania wynoszącą zaledwie 1/700 000 mocy promieniowania Słońca. Przypomnieć trzeba przy tym, że Słońce pod względem swej mocy promieniowania i rozmiarów jest przeciętną gwiazdą. Moc promieniowania większości gwiazd mieści się w przedziale od 0,0001 do 10 000 mocy promieniowania Słońca. Opisane wyżej wielkości gwiazdowe nie są miarą całkowitej energii promieniowania wysyłanej przez gwiazdę. Taką miarą była by wielkość gwiazdowa, gdyby dało się ją zmierzyć za pomocą odbiornika, który byłby jednakowo czuły na energię promieniowania o dowolnej długości fali światła. Odbiorniki takie są na ogół nieznane. Najbardziej do nich zbliżone są ogniwa termoelektryczne. Wielkości gwiazdowe uzyskane za ich pomocą otrzymały nazwę wielkości radiometrycznych. Całkowitą energię wysyłaną przez gwiazdy w wszystkich długościach fali światła charakteryzuje tzw. Wielkość bolometryczna, której nie wyznaczamy bezpośrednio z obserwacji, lecz obliczamy z wielkości fotometrycznych na podstawie znanej temperatury gwiazdy przy założeniu, że gwiazda promieniuje jako ciało doskonale czarne. Wielkości radiometryczne wyznaczane za pomocą ogniw termoelektrycznych są najbardziej zbliżone do wielkości bolometrycznych i mogłyby być na nie przeliczane, gdyby znane było dokładnie selektywne pochłanianie w atmosferze ziemskiej i w aparaturze. Na ogół wielkości bolometryczne są obliczane przez dodanie do wielkości wizualnej (np. wielkości V w układzie fotoelektrycznym U,B,V) tak zwanej bolometrycznej poprawki (BC) zgodnie ze wzorem:

mbol = mwiz +BC.

Umówiono się, że poprawka BC dal gwiazd o temperaturze 6800 K jest równa 0. Promieniowanie ciała doskonale czarnego o tej temperaturze doskonale oddziałuje na oko. Przy tego rodzaju wyborze punktu zerowego poprawka BC jest zawsze ujemna. 
Wielkość absolutna stanowi jasność, jaką miałoby dane ciało umieszczone w odległości 32,6 lat świetlnych. Dwie gwiazdy identyczne, położone w różnych odległościach D1 i D2, wykazują różny blask, gdyż widome natężenie ich światła I1 i I2 jest odwrotnie proporcjonalne do kwadratu odległości D1 i D2:
I1/I2=D22/D21.

W skutek tego różnica wielkości gwiazdowych m1 i m2, odpowiadających natężeniom I1 i I2, wyraża się wzorem:
m1-m2 = -2,5log I1/I2 = 5log D1/D2.


Dla porównania ze sobą rzeczywistych natężeń światła gwiazd należy sprowadzać ich blask do stałej odległości jednakowej dla wszystkich gwiazd. Za taką odległość umówiono się uważać 10 parseków (32,6 lat świetlnych) i wielkość gwiazdową miałaby dana gwiazda, gdyby ją umieszczono w odległości 10 parseków. Nosi nazwę jej wielkości absolutnej. Zależność miedzy wielkością widomą i absolutna wyraża wzór:
M= m+5-5log D,

przy czym odległość D wyrażamy w parsekach. Wzór ten możemy zapisać jeszcze w innej postaci. Zgodnie z definicją paralaksy heliocentrycznej 
D=1/p0.

Podstawiając ten wzór do poprzedniego w miejsce D, otrzymamy często stosowany wzór na wielkość absolutną gwiazdy:
M= m+5+5log p0.


Wielkości absolutne wyrażamy w tych samych systemach fotometrycznych, w jakich są wyrażane wielkości widome. Na przykład w układzie U,B,V wielkość V Słońca wynosi –26m,78, pozostałe zaś wielkości B= -26m,61, U= -26m,06. Odległość Słońca D wynosi 1/206265 parseka. Podstawiając te wartości liczbowe do wzoru:
M= m+5-5log D,
otrzymamy na wielkość absolutną Mv Słońca wartość +4M,79, MB = +5M,41 i MU = +5M,51. Wielkość Bolometryczna Słońca jest równa +4M,72. Słońce przeto, gdyby było odsunięte do standardowej odległości 10 parseków, świeciłoby jako gwiazda blisko 5 wielkości, czyli byłoby z pewnym trudem dostrzegane gołym okiem. Wielkość m -M nosi nazwę modułu odległości. Gdybyśmy z właściwości fizycznych gwiazdy zdołali poznać wielkość absolutną M gwiazdy, to znając m znalibyśmy moduł odległości, a tym samym przy założeniu zupełnej przezroczystości międzygwiazdowej znalibyśmy również odległość gwiazdy. Zasada ta znalazła zastosowanie przy wyznaczaniu paralaks spektralnych gwiazd.
Na mapach nieba i w katalogach najjaśniejsze gwiazdy oznacza się czasami literami alfabetu greckiego. Z reguły najjaśniejsza gwiazda otrzymuje symbol α, druga co do jasności symbol β, trzecia γ itd. Gwiazdozbiory zostały nazwane w astronomii ich nazwami łacińskimi. Dla uściślenia nazewnictwa greckie symbole literowe gwiazd zostały połączone z łacińskimi nazwami gwiazdozbiorów. Tak więc Syriusz nazywany jest także α Canis Maioris (α Wielkiego Psa), a Gwiazda Polarna nazywana jest α Ursae Minoris (α Małej Niedźwiedzicy).

15 najjaśniejszych gwiazd widocznych w Polsce:

Nazwa polska Oznaczenie Wielkość gwiazdowa
Syriusz α Canis Maioris -1,6m
Arktur α Bootis 0,0m
Wega α Lyrae 0,0m
Kapella α Aurigae 0,1m
Rigel β Orionis 0,3m
Procjon α Canis Minoris 0,4m
Betelgeuse α Orionis 0,7m
Altair α Aquilae 0,8m
Aledebaran α Tauri 0,9m
Spica α Virginis 1,0m
Polluks β Geminorum 1,1m
Deneb α Cygni 1,2m
Regulus α Leonis 1,3m
Antares α Scorpii 1,5m
Kastor α Geminorum 1,5m

Gwizdy świecą ponieważ są gorące. Skąd jednak czerpią energię by się ogrzać? Jeszcze od niedawna nie potrafiono odpowiedzieć na to pytanie. Dzięki Albertowi Einsteinowi, twórcy teorii względności, znamy już dzisiaj wyjaśnienie: niewielkie ilości materii mogą zamieniać się w wielkie ilości energii. Gwiazdy przeważnie zbudowane są z wodoru. Jest on najprostszym z naturalnych pierwiastków i najpowszechniejszym we Wszechświecie. W uproszczeniu, atom wodoru składa się z pojedynczego elektronu i jądra o jednym protonie. Materia wewnątrz gwiazdy jest bardzo ściśnięta przez ciężar samej gwiazdy. Sprawia to, że protony rozmaitych jąder atomów wodory gwałtownie zderzają się między sobą. W następstwie owych kolizji 4 jądra wodoru łączą się w jądro helu, zbudowane z dwóch protonów i dwóch neutronów. W trakcie fuzji (procesu łączenia) dwa protony zamieniane są w neutrony. Emitowane jest przy tym pozyton (lekka cząsteczka, taka jak elektron, ale dodatnio naładowana). Jądro helu waży nieco mniej niż 4 jądra wodoru, z których powstało. Niewielka ilość materii, która zniknęła, zamieniona została w wielką ilość energii.

Galaktyki widoczne na niebie.


Galaktyki, olbrzymie systemy gwiazdowo-pyłowe zawierające miliardy gwiazd, widoczne na niebie w postaci obiektów mgławicowych. Ocenia się, że w zasięgu największych teleskopów znajduje się ponad miliard galaktyk. Najbliższymi z nich są małe galaktyki nazwane Wielkim i Małym Obłokiem Magellana (Obłoki Magellana odległe odpowiednio 163 000 i 196 000 lat świetlnych) oraz M 31 - Wielka Mgławica w Andromedzie (odległa 2,25 mln lat świetlnych), będąca dużą galaktyką bardzo podobną do naszej.

Wielki Obłok Magellana (LMC), zdjęcie z kosmicznego teleskopu Hubble'a. Na zdjęciu widocznych ponad 10 tys. gwiazd - najjaśniejsze to gwiazdy olbrzymie

Istnienie innych galaktyk odkrył w 1924 E.P. Hubble, gdy dostrzegł cefeidy w mgławicach M31, M33 oraz NGC 6822. Zidentyfikował wówczas te mgławice jako odległe systemy gwiezdne analogiczne do naszej Galaktyki. Masy galaktyk zawarte są w przedziale od 106 do 1013 mas Słońca. Materia tworząca galaktyki znajduje się głównie w gwiazdach, choć istnieją wyjątki jak np. NGC 4594, gdzie wydaje się, że dominuje pył międzygwiezdny. W uproszczeniu galaktyki mają kształt dysku okrążającego masywne jądro, które może kryć czarną dziurę. Niektóre galaktyki są silnymi źródłami radiowymi lub promieniowania ultrafioletowego i rentgenowskiego. Istnieje kilka sposobów klasyfikacji galaktyk.

Najprostszy, opracowany przez E.P. Hubble'a, dzieli galaktyki w oparciu o cechy morfologiczne. Wyróżnia się galaktyki eliptyczne (oznaczane jako typ E z liczbą należącą do zakresu 0...7 określającą stopień spłaszczenia obserwowanej elipsy), spiralne (o kształcie dysku z wyraźną spiralną strukturą, oznaczane jako typ S, wyróżnia się podtypy a,b,c w zależności od stopnia zaznaczenia spiralnej struktury) oraz spiralne z poprzeczką (gdzie spiralna struktura pojawia się w pewnej odległości od środka, oznaczane są jako typ SB, wyróżnia się analogiczne podtypy jak w przypadku galaktyk spiralnych) oraz nieregularne (oznaczone Ir). Galaktyki pośrednie między spiralnymi a eliptycznymi nazywa się soczewkowatymi (oznaczane SO lub SBO). Cechy morfologiczne 1% obserwowanych galaktyk nie mieszczą się w podanej systematyce, takie galaktyki nazywane są galaktykami pekularnymi.

Spiralna galaktyka NGC 4414 zawiera wiele gwiazd zmiennych - cefeid - których oscylacje umożliwiają astronomom oszacowanie ich odległości. Galaktyka ta posiada wiele cech charakterystycznych dla galaktyk spiralnych - grube wstęgi pyłu, centralny obszar z licznymi starymi, czerwonymi gwiazdami, wirujące spiralne ramiona z młodymi, niebieskimi gwiazdami.

Galaktyka M87 - olbrzymia eliptyczna galaktyka znajdująca się 50 milionów lat świetlnych od Ziemi w gwiazdozbiorze Panny. Na zdjęciu z kosmicznego teleskopu Hubble'a widoczna olbrzymia struga (ang. jet) wydobywająca się ze środka galaktyki, w którym znajduje się najprawdopodobniej czarna dziura. Struga złożona jest z elektronów rozpędzonych do prędkości bliskiej prędkości światła i emitujących niebieskie światło.

Kwazar QSO H1821+643 (wskazany strzałką) - jego właściwości wskazują na istnienie zjonizowanego wodoru we wszechświecie. Analiza widma tego kwazara dowodzi, że część promieniowania przez niego wytwarzanego jest absorbowana przez zjonizowany tlen. Naukowcy przypuszczają, iż zjonizowanemu tlenowi towarzyszy zjonizowany wodór, występujący znaczniej obficie, a jego masa przekracza sumaryczną masę wszystkich gwiazd

Gwiazdy widoczne na niebie


Gwiazdy, samoświecące ciała niebieskie o masach od 0,08 do ok. 100 mas Słońca, które jest przeciętnej wielkości gwiazdą. Ilość wypromieniowywanej energii, z wyłączeniem gwiazd nowych i supernowych, mieści się w granicach od 0,0001 do 10 000 energii emitowanej przez Słońce (tj. 3,8·1031 J/s), temperatura powierzchni wynosi od ok. 1000 K do 100 000 K (a nawet kilku milionów K w przypadku pulsarów). Największy zakres zmienności w budowie gwiazd dotyczy średnic. Wynoszą one od kilkudziesięciu km (pulsary) do kilku tysięcy średnic Słońca (to znaczy największe gwiazdy mają rozmiary rzędu 1010 km).

Słońce, centralna gwiazda Układu Słonecznego. Żółty karzeł I populacji (gwiazdy), należący do ciągu głównego na diagramie Hertzsprunga-Russella - typu widmowego G2V, jasności wizualnej -26,78m, jasności absolutnej +4,79m. Masa: 1,9891×1030 kg (333 000 mas Ziemi), średnia gęstość: 1,410 g/cm3 (największa, w jądrze, ok. 100 g/cm3), średnica: 1,3920×106 km (109 średnic Ziemi), obserwowana z Ziemi średnica kątowa: średnio 31’,9877.

Samotna gwiazda neutronowa (zaznaczona strzałką) - obserwacje tej gwiazdy posłużyły astronomom do testowania teorii dotyczącej wielkości gwiazd i końcowych produktów ich ewolucji. Obserwacje tej gwiazdy były prowadzone przez kosmiczny teleskop Hubble'a, obserwatorium ROSAT i EUVE

Kolizja dwóch galaktyk NGC 4038 i NGC 4039 w konstelacji Kruka (zdjęcie z obserwatorium Chandra). Czarne dziury i gwiazdy neutronowe widoczne jako silne źródła promieniowania rentgenowskiego (jasno świecące plamy). W czasie kolizji galaktyk rzadko dochodzi do bezpośrednich zderzeń gwiazd, w zamian za to chmury gazu i pyłu obu galaktyk, oddziałując na siebie, wyzwalają gwałtowne eksplozje gwiazd olbrzymów, w wyniku których powstają tysiące supernowych. Eksplodujące gwiazdy pozostawiają bąble wzbudzonego gorącego gazu i zapadnięte jądra gwiazd

Energia wytwarzana przez gwiazdy


Wiemy obecnie, że źródłem promieniowania gwiazd, a więc  i Słońca są reakcje jądrowe, których jądra pierwiastków chemicznych cięższych budowane są z jąder pierwiastków lżejszych. Wyzwala się przy reakcjach tego rodzaju energia wiązania poszczególnych składników jąder atomowych przechodząc w energię promieniowania. Protony i neutrony w jądrach atomowych związane są bardzo dużymi siłami, które nazywać będziemy ogólnie siłami jądrowymi. Jeżeli do jądra atomowego dołączona zostanie jakaś cząstka, np. proton lub neutron, powstanie nowe jądro atomowe. Szczególnie istotne w rozważaniach astrofizycznych są reakcje, w których cząstkami trafiającymi w jądro są protony. Aby mogły one pokonać odpychanie elektrostatyczne musza mieć wielkie prędkości, inaczej mówiąc reakcje takie występować mogą tylko w wysokiej temperaturze. Wskutek tego noszą one nazwę termojądrowych. Proton przenikając do jądra atomowego zostaje związany z pozostałymi składnikami jądra, protonami i neutronami, siłami jądrowymi. Powstający podczas reakcji tego rodzaju nadmiaru energii bywa emitowany w postaci kwantu promieni gamma, bądź uniesiony przez wyrzuconą z jądra cząstkę elementarną (proton, neutron, elektron, pozyton). Część energii bywa unoszona przez cząstki neutrino, którym przypisuje się masy zerowe.
Przy wyzwalaniu energii podczas reakcji tego rodzaju należy uwzględniać znane prawo Einsteina, wyrażające się wzorem:

Gdzie jest masą spoczynkową cząstki, c – prędkością światła, a E – całkowitą energią cząstki o masie. Przy procesie powstawania jąder atomowych z cząstek elementarnych, któremu towarzyszy emisja energii, masa nowo powstającego jądra powinna być mniejsza od sumy mas poszczególnych jego składników. Tak jest w istocie w przypadku jądra helu, które składa się z dwóch protonów i dwóch neutronów. W przyjętych jednostkach mas atomowych masa jądra helu wynosi 4,00280, podczas gdy suma mas jego składników równa jest 4,03302. Różnica między sumą mas składników jądra atomowego i jego masą nosi nazwę defektu masy jądra i określa energię sił jądrowych wiążącą składniki w jądrze atomowym.

Już w roku 1915 W. D. Harkins wysunął przypuszczenie, że we wnętrzu gwiazdy budowany jest hel z wodoru, a tę samą możliwość przewidywał Eddington w roku 1920. Dopiero jednak około roku 1940 poznano reakcje termojądrowe, które mogą prowadzić do syntezy helu z wodoru i tym samym mogą być Źródłem energii promieniowania gwiazd.

Znamy dwa rodzaje reakcji termojądrowych, przy których z czterech jąder atomowych wodoru powstaje jądro helu. Pierwszy rodzaj noszący nazwę protonowo-protonowego (cykl p-p) zachodzi w temperaturach niższych. Cykl p-p zapisujemy w postaci następujących reakcji jądrowych:

Ze wzorów tych wynika, że najpierw z dwóch protonów powstaje jądro ciężkiego wodoru, czyli deuteron, przy czym zostaje emitowany pozyton, część zaś energii jest unoszona przez neutrino. Następnie wskutek zderzenia deuteronu z protonem powstaje jądro atomowe izotopu helu i kwant energii. Dwa jądra łącząc się ze sobą tworzą jądro zwykłego helu, przy czym wyrzucane są dwa protony. Cykl ten zachodzi jako główny wtedy, gdy temperatura nie jest wyższa od 15-16 milionów kelwinów.

W wyższych temperaturach może występować bardziej złożony cykl węglowo-azotowy (cykl C-N), wykryty w roku 1939 przez amerykańskiego fizyka H. A. Bethe’go. Cykl ten wyraża się następującymi sześcioma reakcjami, w których jądra atomowe węglu i azotu odgrywają rolę katalizatorów:

Wzory te nie wymagają bliższych wyjaśnień. Widzimy z nich, ze przy trafieniu protonu do jądra węgla tworzy się nietrwały izotop azotu, przechodzący w trwały izotop węgla, z którego po schwytaniu drugiego protonu powstaje azot. Ten ostatni po schwytaniu trzeciego protonu daje nietrwały izotop tlenu, przechodzący w izotop azotu. Izotop ten po schwytaniu czwartego protonu daje jądro węgla, od którego cykl się zaczął. W ostatniej reakcji powstaje jądro helu. W wyniku tych reakcji liczba jąder węgla i azotu pozostaje niezmieniona, znikają natomiast 4 protony, na których miejscu pojawia się jądro atomowe helu (cząsteczka alfa). Wysyłane są w cyklu trzy kwanty promieniowania, a poza tym część energii unoszą dwa neutrina. W cyklu węglowo –azotowym dla pełnej efektywności wymagana jest temperatura 18,5 miliona kelwinów. We wnętrzu gwiazd głównego ciągu występują prawdopodobnie oba cykle budowy helu z wodoru, cykl p-p i cykl C-N. W temperaturach poniżej 16 milionów kelwinów – cykl C-N.

Z chwilą, gdy wodór we wnętrzu gwiazdy zostanie zużyty do tego stopnia, że synteza helu z wodoru staje się mało efektywnym Źródłem promieniowania gwiazdy, tworzy się w środku gwiazdy  jądro helowe o temperaturze powyżej 100 milionów kelwinów i zaczyna się budowa cięższych pierwiastków chemicznych z cząstek a, przy czym najprawdopodobniejsza jest reakcja nosząca nazwę „3a”, w której z trzech jąder atomowych helu powstaje jądro atomowe węgla.

Ewolucja gwiazd



Ewolucja gwiazdy składa się z kilku etapów, podczas których jej wielkość i temperatura ulegają gwałtownym zmianom. Długość życia i przebieg ewolucji gwiazdy zależy głównie od jej masy: im większa masa, tym szybciej gwiazda zużywa zawarte w niej gazy 
w reakcjach jądrowych i tym szybciej umiera.



NARODZINY GWIAZDY | PROTOGWIAZDA



Gwiazdy rodzą się grupowo, wewnątrz chmur gazowo-pyłowych – gł. zawierających wodór - tj. mgławic (m.in. planetarnych). Proces powstawania gwiazdy rozpoczyna się, gdy np. w wyniku fali uderzeniowej, spowodowanej wybuchem supernowej, w mgławicy wystąpi lokalna, grawitacyjna fluktuacja gęstości. Gwiazda wówczas zaczyna świecić. Pod wpływem własnej grawitacji obszar podwyższonej gęstości zapada się, staje się coraz gęstszy i gorętszy, by ostatecznie, po zapoczątkowaniu reakcji termojądrowych przeobrazić się w jedną lub więcej gwiazd: protogwiazdę/-zdy. Początkowo obłok gazu i pyłu ma temperaturę kilku stopni powyżej zera bezwzględnego (tj. –273,15oC – stała temperatura, panująca w kosmosie, bez udziału energii gwiezdnej; inaczej: 0oK), natomiast we wnętrzu, czyli kształtującym się jądrze musi wynosić 10 mln oC, by mogły zapoczątkować się reakcje termojądrowe.



STARZENIE SIĘ GWIAZD



Protogwiazda przekształca się w gwiazdę, gdy w jej wnętrzu zainicjowane zostaną reakcje termojądrowe, podczas których jądra wodoru (1) łączą się w jądra helu (2). Gdy w procesie tych reakcji zasoby wodoru wyczerpują się, zaczynają w gwieździe przebiegać inne reakcje, w których tworzą się coraz cięższe pierwiastki. Proces ten nazywany jest nukleosyntezą, utrzymuje gwiazdę przy życiu poprzez wytwarzanie dostatecznych ilości energii, która w postaci promieniowania elektromagnetycznego uchodzi z jej jądra, zapobiegając zapadaniu się warstw zewnętrznych.



GWIAZDA CIĄGU GŁÓWNEGO /Słońce/



Gdy w wyniku reakcji syntezy, wodór się wypali, to wówczas helowe jądro gwiazdy zapada się, ogrzewając otaczającą je powłokę wodoru, aż osiągnie ona temperaturę wystarczającą do ponownego rozpoczęcia reakcji jądrowych (10 mln oC). W zależności od pierwotnej masy, gwiazda przeobraża się w nadolbrzyma lub czerwonego olbrzyma. Na wykresie Hertzsprunga-Russella (wykres H-R), ok. 90% gwiazd przypada na szerokie pasmo ciągu głównego.



CZERWONY OLBRZYM



Starzejąca się gwiazda ciągu głównego o masie mniejszej niż trzy masy Słońca (masa Słońca: 1 989 kwadrylionów ton), zawiera jądro helowe otoczone powłoką, w której wodór przemienia się w hel. Natomiast promieniowanie wydostające się z jądra gwiazdy powoduje, że jej zewnętrzne warstwy rozszerzają się i ochładzają – gwiazda wtenczas staje się czerwonym olbrzymem. Wówczas temperatura w jądrze wzrasta umożliwiając przemianę helu (2) w węgiel (6). Po zużyciu helu, warstwy zewnętrzne odrywają się, tworząc mgławicę planetarną, a jądro zapada się do postaci białego karła. Po pewnym czasie, reakcje syntezy w jądrze całkowicie zanikają, zapada się ono w sobie, stając się niezwykle gęste. Jego blask stopniowo słabnie, a biały karzeł przekształca się w zimnego, nieaktywnego, czarnego karła. Jest to koniec ewolucji gwiazd o małej masie.



NADOLBRZYM



Gwiazda ciągu głównego o masie co najmniej dziesięciu mas Słońca, staje się w końcu nadolbrzymem. Reaktor jądrowy w jego wnętrzu syntezuje coraz cięższe pierwiastki w temperaturze kilku milionów oC. Natomiast temperatura na powierzchni gwiazdy waha się od 3 500 do 50 000 oC, czemu odpowiada duża rozpiętość barw: od czerwonej do błękitnej. 

SUPERNOWA
Nadolbrzymy, o masie przekraczającej dziesięć mas Słońca, giną w potężnej eksplozji, nazywanej supernową. Blask supernowej może przewyższyć jasność całej galaktyki. Przez pewien czas można ją oglądać z Ziemi, jako nową, bardzo jasną gwiazdę. Jeśli po wybuchu powstanie jądro o masie pomiędzy 1,4 a 3 masy Słońca, to kurczy się ono, tworząc gwiazdę neutronową. Natomiast jądro, którego masa przekracza 3 masy Słońca, zapada się pod wpływem własnej grawitacji, tworząc czarną dziurę.



PULSAR I GWIAZDA NEUTRONOWA



Jak już wspomniałem, jeśli masa jądra wynosi od 1,4 do 3 mas Słońca, to pod wpływem grawitacji zapadnie się ono poza stadium białego karła. Wchodzące w jego skład protony (+) i elektrony (-) zostaną ściśnięte do tego stopnia, że powstaną z nich neutrony (~). Taki obiekt nazywany jest właśnie gwiazdą neutronową. Gdy jej średnica wynosi ok. 10 km, to gwiazda wówczas przestaje się zapadać. Niektóre gwiazdy neutronowe obserwujemy jako pulsary, które wysyłają dwie wiązki promieniowania świetlnego. W 1992 roku polski astrofizyk, prof. Aleksander Wolszczan, odkrył, a dwa lata później ostatecznie udowodnił, że wokół jednego z odkrytych przezeń pulsarów krążą trzy planety (dwie trzykrotnie większe od Ziemi, trzecia wielkości naszego Księżyca) i postawił hipotezę o istnieniu czwartej. To odkrycie zostało uznane za największe od przewrotu kopernikańskiego, zaś amerykańscy dziennikarze nazwali Wolszczana drugim Kopernikiem.



CZARNA DZIURA



Po gwieździe, która wybuchła jako supernowa, pozostaje zapadające się jądro. Jeśli jego masa przekracza trzy masy Słońca, to siła grawitacji jest w stanie przezwyciężyć wszelki opór materii. Teoria przewiduje, że jądro zapada się do punktu o zerowej objętości, lecz nieskończonej masie, czyli też gęstości. Punkt ten nosi nazwę osobliwości. Pole grawitacyjne osobliwości jest tak silne, że przestrzeń wokół niej ulega zakrzywieniu, tworząc obiekt zwany czarną dziurą, z której nic, nawet światło (wedle teorii względności Einsteina światło ma dwoistą naturę: występuje jako fala elektromagnetyczna, lecz także posiada swoją masę) nie może się wydostać.

Ocena: 5
Załączniki:
Podoba się? Tak Nie
(0) Brak komentarzy

Treść zweryfikowana i sprawdzona

Czas czytania: 25 minut